Ce travail de thèse s’articule autour de plusieurs questions relatives à l’instabilité dynamo dans des écoulements turbulents en métaux liquides. Cette instabilité de conversion d’énergie cinétique en énergie magnétique dans les fluides électriquement conducteurs est à l’origine, par exemple, des champs magnétiques terrestre et solaire. En particulier, nous abordons l’estimation du seuil de l’instabilité, l’influence de l’écoulement et des conditions aux limites ainsi que les mécanismes de saturation du champ magnétique. Ces travaux expérimentaux s’appuient sur deux écoulements turbulents de type von Kármán : en sodium liquide à Cadarache (collaboration VKS) et en gallium liquide à l’ENS de Lyon.Dans un premier temps, l’étude est consacrée à l’analyse de critères permettant d’estimer la distance au seuil de l’instabilité dynamo, à travers la mesure de la réponse magnétique du système à une excitation pour la dynamo auto-entretenue VKS. Ces critères ont été validés dans les configurations dynamos de l’expérience puis appliquées aux configurations non-dynamo.Ensuite, nous illustrons l’influence de l’écoulement sur le champ dynamo à travers l’étude de bifurcations globales. Une bistabilité hydrodynamique, pilotant deux branches dynamos d’amplitude différentes, est décrite ainsi que les liens entre les états magnétiques et hydrodynamiques.Nous portons notre attention sur l’étude des mécanismes de saturation à travers la dynamo semi- synthétique de Bullard-von Karman mettant en jeu un mécanisme d’induction turbulente et un mécanisme de bouclage artificiel permettant l’observation d’une dynamo à faible nombre de Reynolds magnétique. L’instabilité démarre à travers un régime intermittent et sature par la rétroaction des forces de Lorentz sur l’écoulement. Nous donnons les lois d’échelle et le bilan de puissance de ce régime. Un régime d’instabilité sous-critique est aussi introduit et caractérisé.Nous détaillons dans une dernière partie, les techniques de mesure spécifiques aux métaux liquides utilisées et développées au cours de la thèse. / This PhD thesis deals with several problems relative to the dynamo instability in liquid metals turbulent flows. This instability converts kinetic energy into magnetic one in electrically conductive flows. It is the root of the magnetic field of the Earth and the Sun.We address the estimation of threshold of the instability, the influence of the flow configuration and of the electromagnetic boundary conditions as well as the saturation mechanism of the magnetic field. This experimental work rely on two turbulent flows of von Kármán type: in liquid sodium located in Cadarache (VKS collaboration) and in liquid gallium in ENS de Lyon.First we analyze several criteria about the estimation of the distance to threshold of the dynamo instability with the magnetic response of the system to a magnetic excitation for the self sustained dynamo in the VKS experiment. These method have been checked for dynamo configurations and then applied for non-dynamo configurations. Then, we study the influence of the flow on the dynamo field under the action of global hydrodynamic bifurcations. We describe a bistability of the flow which triggers two dynamo branches of different amplitude and the dynamics of the transitions between both hydrodynamic and magnetic states.We then focus on the saturation mechanism with the semi-synthetic Bullard-von Karman dynamo, involving a turbulent induction mechanism and an artificial electronic feedback. This setup allows to observe dynamo action for very low magnetic Reynolds number, far below the natural threshold of the instability.We observe an intermittent regime close to threshold and a fluid saturation by Lorentz force feedback on the flow. We specify the scaling laws and a power budget estimation of this regime. A sub-critical regime is also introduced and characterized.In the last section we detailed several measurement techniques in liquid metals developed and used during the PhD.

Au cours de ce travail, nous nous sommes attaché à la résolution numérique des équations de la Magnétohydrodynamique (MHD) auxquelles s'ajoute une loi hyperbolique de transport des erreurs de divergence.La première étape consista à symétriser le nouveau système de la MHD idéale afin d'en étudier le système propre, ce qui fut l'occasion de rappeler le rôle de l'entropie au niveau de ce calcul comme à celui de l'inégalité de Clausius-Duhem. La suite de cette thèse eut pour objectif la résolution de ces équations idéales à l'aide de schémas distribuant le résidu (notés RD). Les quatre principaux schémas connus furent testés, et nous avons montré entre autres que le schéma N, qui a fait ses preuves sur les équations d'Euler en mécanique des fluides, n'était pas adapté aux équations de la MHD. Les stratégies classiques de limitation et de stabilisation purent être revisitées à ce moment. Les équations étant instationnaires, il fallut intégrer une discrétisation en temps et une distribution spatiale des termes d'évolution (et d'éventuelles sources). Nous avons d'emblée opté pour une approche implicite permettant d'être performant sur les simulations longues des expériences de tokamaks, et de traiter la correction de la divergence d'une manière originale et efficace. Les problèmes de convergence de la méthode de Newton-Raphson n'ayant pas été pleinement résolus, nous nous sommes tournés vers une alternative explicite de type Runge-Kutta. Enfin, nous avons réétabli les principes de la montée en ordre (en théorie, jusqu'à des ordres arbitraires, en prenant en compte le phénomène de Gibbs) à l'aide de tout type d'élément fini (bien construit) 2D ou 3D, sans avoir pu valider tous ces aspects. Nous avons également pris en compte les équations complètes de la MHD réelle classique (i.e. sans effet Hall) à l'aide d'un couplage RD/Galerkin. / During this thesis, we worked on the numerical resolution of the Magnetohydrodynamic (MHD) equations, to which we added a hyperbolic transport equation for the divergence errors of the magnetic field.The first step consisted in symmetrizing the new ideal MHD system in order to study its eigensystem, which was the opportunity to remind the role of the entropy in this calculation as well as in the Clausius-Duhem inequality. Next, we aimed at solving these ideal equations by the mean of Residual Distribution (RD) schemes.The four main schemes were tested, and we showed among other things that the N scheme (although it has been proven very efficient with Euler equations in Fluid Mechanics) could not give satisfying results with the MHD equations. Classical strategies for the limitation and the stabilization were revisited then. Moreover,since we dealt with unsteady equations, we had to formulate atime discretization and a spatial distribution of the unsteady terms (as well as possible sources). We first choosed an implicit approach allowing us to be powerful on the long simulations needed for tokamak experiments, and to treat the divergence cleaning part in an original and efficient way. The convergence problems of our Newton-Raphson algorithm having not been fully resolved, we turned to an explicit alternative (Runge-Kutta type).Finally, we discussed about the principles of higher order schemes (theoretically, up to arbitrary orders, taking into account the Gibbs phenomenon) thanks to any type of 2D or 3D finite element (properly defined), without having been able to to validate all these aspects. We also implemented the dissipative part of the full MHD equations (in the classical sense, i.e. omitting the Hall effect) by the use of a RD/Galerkin coupling.

Nous présentons dans ce travail différentes configurations utilisées pour étudier des éxperiences, pertinentes d'un point de vue astrophysique, mettant en jeu des plasma produits par laser ainsi que des champs magnétiques intenses. les outils théoriques et numériques sont d'abord présentés avec la dérivation complète du modèle de magnétohydrodynamique (mhd) résistive à deux températures. nous décrivons aussi les nouveaux modules de physique implémentés au cours de cette thèse. la configuration de base utilisée pour notre travail consiste en une ou plusieurs cibles solides sur lesquelles un laser intense est envoyé dans le but de générer un plasma se propageant dans le vide. on montre que l'ajout d'un champ magnétique de plusieurs dizaines de teslas influence fortement la dynamique de ce plasma et que selon l'orientation initiale du champ, il est possible de générer différentes structures telles que des jets supersonic/superalfvenic ou encore des «crêpes» de plasma. par exemple, les jets ainsi produits sont caractérisés par des régimes tels que des lois d'échelles entre le système du laboratoire et le système astrophysique (jeunes étoiles connues sous le nom de t tauri) sont applicables. un sujet important et inédit traité dans cette thèse concerne la génération de chocs d'accrétion magnétisés en utilisant les jets mentionnés ci-dessus comme flots accrétant sur des cibles solides. nous mettons notamment l'accent, contrairement à la plupart des travaux précédents, sur la structure 3d de ces chocs et els instabilités présentes. pour chaque cas étudié, nous présentons des nouveaux résultats expérimentaux obtenus par notre collaboration sur le laser elfie du luli. / We present in this work different configurations used as a mean to study astrophysically-relevant (by scaling) experiments using laser-produced plasmas and strong magnetic fields. This work is a contribution to the relatively recent field known as high energy density laboratory astrophysics (hedla). The theoretical and numerical framework used in this this work is first introduced with a detailed derivation of the magnetohydrodynamic (mhd) model for bi-temperature and resistive plasmas. The three-dimensional mhd code gorgon and the new physical modules implemented during this thesis are presented. The basic setup studied here involve one or several solid slabs being used as targets for a joule-class laser. The expanding plasma thus produced is embedded in magnetic fields of strengths up to 40 t. Depending on the orientation of the field relative to the target surface, we show that the resulting plasma dynamic, relatively well described by ideal mhd, is strongly modified by the presence of the field. The first topic treated is related to the production, when the field is perpendicular to the target surface, of super-sonic/alfvenic jets relevant in the context of astrophysical jets observed around young star objects (t tauri stars). When the field is oriented parallel to the surface, we show that the configuration results in the formation of thin unstable plasma slabs. We also studied the possibility to generate magnetized accretion shocks in the laboratory and we detail the 3d structure obtained in this case. Alongise the numerical work, we present for each case mentioned previously, new experimental results obtained by the collaboration on the elfie laser facility (luli).

Dans cette thèse, nous étudions l’effet de la turbulence en rotation sur l’instabilité dynamo. Nous étudions les différentes limites de la turbulence en rotation numériquement et théoriquement. D’abord, nous avons considéré l’effet dynamo engendré par les écoulements quasi-bidimensionnel (un écoulement avec trois composantes de vitesse qui dépendent de deux directions), qui modélise la limite de rotation très rapide. Nous avons étudié l’amplitude de saturation du champ magnétique en fonction du nombre de Prandt magnétique pour ce type d’écoulement. Un modèle théorique est développé et comparé avec les résultats numériques. Nous avons aussi regardé l’effet d’une vitesse bruitée sur le taux de croissance des différents moments du champ magnétique. Nous avons étudié l’écoulement 3D en rotation globale pour différents régimes du paramètre de contrôle. Pour l’écoulement hydrodynamique, nous avons étudié la transition vers une cascade inverse et les différents types de saturation de la cascade inverse. Nous avons regardé l’instabilité dynamo de ces écoulements. Nous avons montré que la rotation modifie le mode le plus instable et dans certains cas peut réduire le seuil de l’instabilité dynamo. / In this thesis, we study the effect of rotating turbulent flows on the dynamo instability. We study the different limits of rotating turbulence using numerical simulations and theoretical tools. We first look at the dynamo instability driven by quasi-twodimensional flows (flows with three components varying along two directions), which models the limit of very fast rotation. We look at the saturation amplitude of the magnetic field as a function of the magnetic Prandtl number for such flows. A theoretical model for the dynamo instability is later developed and compared with the numerical results. We also study the effect of a fluctuating velocity field on the growth rate of different moments of the magnetic field. The three dimensional rotating flow is then studied for different range of parameters. For the hydrodynamic problem, we study the transition to an inverse cascade and the different saturation mechanism of the inverse cascade. Later the dynamoinstability driven by such flows is investigated. We show that the effect of rotation modifies the most unstable mode and in some cases can reduce the dynamo threshold.

La formation des étoiles, processus fondamental en astrophysique, résiste toujours à la compréhension. En effet, de nombreux phénomènes interagissent durant les différentes étapes, et ce sur une large gamme d’échelles. Il est donc primordial de comprendre la dynamique du milieu interstellaire, dans lequel les étoiles se forment. En particulier, il est maintenant bien établi que la structure du milieu interstellaire est fortement impactée par des processus de rétroaction de la part des étoiles qui s’y forment. D’une part cette rétroaction limite le taux de formation de nouvelles étoiles, et d’autre part elle est l’un des contributeurs à la morphologie et la dynamique des galaxies : taille du disque, éjection de matière, etc. Ce travail de thèse propose d’étudier numériquement la dynamique du milieu interstellaire, de manière à mettre en évidence l’impact des processus de rétroaction. Le processus principal qui sera étudié est les supernovae, figurant parmi les évènements les plus énergétiques dans le milieu interstellaire. Après l’étude et la modélisation en détail de l’explosion d’une unique supernova dans nuage moléculaire, un modèle numérique incluant formation d’étoiles et rétroaction par supernovae sera présenté et mis en œuvre dans des simulations d’un disque galactique stratifié à l’échelle du kiloparsec. Une extension de ce modèle pour tenir compte du rayonnement ionisant sera proposée. Il est effectivement possible de réguler la formation d’étoiles à l’aide de modèles de rétroaction par les supernovae, mais les résultats précis dépendent de manière significative des détails du schéma mis en œuvre. En utilisant la variante apparaissant comme la plus réaliste, des simulations à haute résolution du milieu interstellaire sont présentées et étudiées. En particulier, il est possible de mettre en évidence des propriétés de la turbulence compressible et magnétisée à l’échelle galactique : variation des spectres de puissance en fonction de l’altitude, alignement spontané de la vitesse et du champ magnétique, effet antagoniste de la rétroaction sur cet alignement et formation de structures. / Star formation, a fundamental process in astrophysics, remains only partially understood. Several processes are known to interact during all the steps over a large range of scales. It is therefore of highest importance to understand the dynamics of the interstellar medium, in which stars form. In particular, it is now well-known that the structure of the interstellar medium is strongly affected by feedback processes emanating from the stars that form in it. On the one hand this feedback limits the rate of formation of new stars, and on the other hand it is one of the main contributors to the shape and dynamics of galaxies: thickness of the disk, matter outflows, etc. This work aims to study numerically the dynamics of the interstellar medium, in order to highlight the impact of stellar feedback processes. The main process that will be studied is supernovae, being among the most energetic events in the interstellar medium. After the study and detailed modeling of the explosion of a single supernova inside a molecular cloud, a numerical model including star formation and supernova feedback will be presented and used in kiloparsec-scale simulations of a stratified galactic disk. An extension of this model will be suggested in order to take into account the ionizing radiation. It is indeed possible to regulate star formation with supernova feedback models, although the precise results strongly depend on the detailed scheme that is implemented. Using the most realistic-looking variant, high-resolution simulations are presented and studied. In particular, it is possible to extract properties of compressible and magnetized turbulence at the galactic scale: variation of the power spectra as a function of altitude, spontaneous alignment between velocity and magnetic field, antagonistic effect of stellar feedback onto this alignment, and structure formation.

Le travail présenté dans cette thèse s’inscrit dans le domaine de l'astrophysique de laboratoire, qui consiste à étudier en laboratoire des processus physiques qui se produisent dans des objets astrophysiques. Les principaux avantages ici sont que les processus peuvent être étudiés de manière contrôlée et que leur dynamique complète peut être étudiée. Présentement, nous avons profité des installations laser à haute intensité pour effectuer nos études.Pour cela, dans ce manuscrit, seront traitées les questions liées à l'astrophysique de laboratoire qui impliquent l'interaction d’un plasma en détente dans le vide en présence d’un champ magnétique ambiant. La présence d'un champ magnétique dans une variété de phénomènes astrophysiques rend l’introduction de cette composante magnétique dans le laboratoire nécessaire afin que ces études soient pertinentes. Pour ce faire, en collaboration avec Laboratoire National des Champs Magnétiques Intenses -LNCMI, une bobine Helmholtz, spécialement conçue pour travailler dans un environnement laser a été développée, permettant d'atteindre une force de champ magnétique jusqu'à 30 T.Les objets astrophysiques sur lesquels cette étude est centrée sont les étoiles jeunes ou « Young Stellar Objects » (YSOs). Plusieurs étapes du processus de formation de ces étoiles seront ici étudiées : (i) la génération de jets collimatés à très grande échelle, (ii) la dynamique d'accrétion impliquant, dans la représentation standard, des flux de matière tombant sur la surface de l’étoile sous forme de colonnes magnétiquement confinées, et (iii) des canaux d'accrétion plus exotiques, comme l'accrétion équatoriale qui implique la propagation du plasma perpendiculairement aux lignes de champ magnétique.Plus précisément, dans un premier chapitre, la dynamique de formation des jets sera discutée. Une première partie est dédiée au mécanisme de formation de jet dans un champ magnétique poloïdal (aligné par rapport à l'axe principal d’expansion du plasma). Une seconde partie traite de la distorsion d'une telle formation de jet par l'interaction du même plasma en expansion avec un champ magnétique désaligné (c'est-à-dire présentant un angle par rapport à l'axe d’expansion du plasma). Enfin, une troisième partie détaille la propagation du plasma dans un champ magnétique perpendiculaire. Cette dernière partie nous permet d'étudier des canaux exotiques d'accumulation de matière sur les étoiles, consistant en une accrétion du disque d’accrétion directement vers l'étoile, c’est-à-dire sur le plan équatorial, impliquant une propagation orthogonale aux lignes de champ magnétiques. Le deuxième chapitre aborde le thème de la dynamique d'accrétion par l'intermédiaire de colonnes de matière magnétiquement confinées, tombant sur la surface stellaire. En utilisant la même configuration expérimentale que dans le premier chapitre, le jet formé (dans le cas du champ magnétique parfaitement aligné) est utilisé pour imiter la colonne d'accrétion et est lancé sur une cible secondaire qui agit comme la surface stellaire. La dynamique de choc à l'emplacement de l'obstacle est soigneusement étudiée et des liens avec les observations de phénomènes d’accrétion astrophysique sont construits. Un cocon de plasma, formé autour de la région d'impact via l'interaction avec le champ magnétique, est observé être similaire à celui trouvé dans les simulations astrophysiques. Ce cocon est un élément important en tant que milieu potentiel d'absorption des émissions X. Ce milieu permettrait en effet d'expliquer les écarts observés entre les émissions UV / optiques et les émissions X provenant des étoiles lors des phases d’accrétion. / The work that is presented here has been performed in the frame of laboratory astrophysics, which consists in studying in the laboratory physical processes occurring in astrophysical objects. The main advantages in doing so are that the processes can be studied in a controlled way and that their full dynamics can be investigated. Here, we have been taking advantage of high-intensity laser facilities to perform our studies.In this manuscript, will be treated issues that include the interaction of a plasma expanding into vacuum with an ambient magnetic field. The presence of a magnetic field in a variety of astrophysical phenomena makes the inclusion of this component in the laboratory of great interest. We have used for our study a split Helmholtz coil, specifically designed in order to work in a laser environment, that allows for reaching a magnetic field strength up to 30 T.The astrophysical objects on which this study is focused are Young Stellar Objects (YSOs). Several steps of the star formation process are here investigated: (i) the generation of very long range, bright jets, (ii) the accretion dynamic involving, in the standard representation, matter falling down on the star in the shape of magnetically confined columns, and (iii) more exotic accretion channels, as the equatorial accretion that implies propagation of plasma perpendicularly to magnetic field lines.More precisely, in a first chapter, the jet formation dynamic will be discussed. A first part is dedicated to the jet formation mechanism in a poloidal magnetic field (aligned with respect to the main plasma expansion axis). A second part is dealing with the distortion of such jet formation via the interaction of the same expanding plasma with a misaligned magnetic field (i.e. presenting an angle with respect to the plasma expansion axis). Finally, a third part details the propagation of the plasma within a perpendicular magnetic field. This last part allows us to investigate exotic channels of matter accretion onto the stars, consisting of equatorial accretion from the disk to the star, through orthogonal magnetic field lines. The second chapter addresses the topic of the standard accretion dynamic via magnetically confined columns of matter, falling down onto the stellar surface. Using the same experimental setup as in the first chapter, the formed jet (in the case of the perfectly aligned magnetic field) is used to mimic the accretion column, and is launched onto a secondary target that acts as the stellar surface. The shock dynamic at the obstacle location is carefully studied and links with astrophysical accretion observations are built. A plasma cocoon, shaped around the impact region via the interaction with the magnetic field, is found to be similar to the one found in astrophysical simulations. This cocoon is an important element as a potential X-ray absorptive medium in order to explain observed discrepancies, between observed UV/Optical and X-ray emissions emitted from accreting stars.

L'effet des champs magnétiques sur les processus de transfert de matière peut se manifester essentiellement du fait de l'existence de deux champs de forces : les forces électromagnétiques qui résultent de l'interaction du champ magnétique B avec la densité de courant j selon : FL=jxB. L'autre champ de force a été mis en évidence beaucoup plus récemment. Il s'agit d'une force agissant sur les espèces paramagnétiques en solution : , avec χm la susceptibilité magnétique molaire, μ0 la perméabilité magnétique et C la concentration d'espèce paramagnétique). Cette expression, qui résulte d'une approche énergétique. Le travail présenté a pour objectif d'une part de mettre en évidence l'existence des forces d'origine magnétique, et d'autre part de quantifier leur influence sur les processus de transfert de matière. Le travail est basé sur une double approche expérimentale et théorique. Sur le plan expérimental une cellule électrochimique a été réalisée dans une configuration aussi simple que possible pour permettre une analyse qui s'écarte des géométries souvent adoptées utilisant des électrodes circulaires. Cette cellule est de forme parallélépipédique ce qui permet de mieux contrôler les distributions de courant électrique et d'imposer un champ magnétique parallèle à la densité de courant, éliminant au maximum les forces électromagnétiques. Les expériences réalisées permettent de mesurer les densités de courant locales et globales et de suivre leurs évolutions en fonction du champ magnétique. Ces mesures sont complétées par l'enregistrement du champ de vitesse effectué sous champ pour la première fois, à l'aide de sonde à ultrason. Sur le plan théorique, le travail se fonde sur la modélisation numérique des écoulements (CFD model). Cette approche a été réalisée en deux dimensions en supposant par ailleurs le régime permanent, ce qui a limité l'approche à des champs magnétiques modérés. Au delà de certaines valeurs, des instabilités se manifestent, ne permettant pas une exploitation du modèle. Des travaux ultérieurs seront très utiles pour une validation totale. Par ailleurs, une approche phénoménologique des processus a permis de retrouver les lois d'évolution des transferts de matière en B2/3 identifiées par la plupart des expérimentateurs. La confrontation des résultats théoriques et expérimentaux révèle un excellent accord, même si cette comparaison est limitée aux faibles valeurs du champ pour les raisons déjà énoncées, ce qui permet finalement de confirmer l'existence du champ de force magnétique comme élément susceptible de contrôler les transferts en électrochimie.

Réalisé en co-direction avec Antoine Strugarek. / La tachocline solaire est encore aujourd’hui un important sujet de débat dans la communauté. La compréhension de cette mince couche, à l’interface entre les zones radiative et convective, est très importante à la compréhension globale du fonctionnement du Soleil. En effet, l’inclusion d’une tachocline a un impact majeur dans les modèles de dynamo générant le champ magnétique du Soleil. De plus, la rotation différentielle observée dans la zone de convection devrait se propager dans la zone de radiation, où la rotation est uniforme, de sorte que la tachocline devrait être beaucoup plus épaisse que ce que les observations indiquent. Le processus menant au confinement de la tachocline est encore incertain, bien que de nombreuses hypothèses furent apportées pour tenter de l’expliquer. Un des ces scénarios propose que la pénétration du champ magnétique dynamo sous la zone convective mène à la suppression de la rotation différentielle dans la tachocline. Nous présentons ici un modèle MHD simplifié en une dimension afin de tester ce scénario de tachocline rapide. Nous nous intéressons à deux cas particuliers : une tachocline où le transport de moment cinétique est dû à la viscosité, puis une tachocline où l’épaississement radiatif domine la viscosité. Nous avons analysé plusieurs simulations dans le but de déterminer dans quelles conditions physiques le confinement de la tachocline est possible via ce scénario. L’amplitude du champ magnétique pénétrant sous la zone convective, la diffusivité magnétique, la viscosité et la diffusivité thermique ont un impact majeur sur les résultats et nous concluons en déterminant selon quels régimes de paramètres la tachocline pourrait être confinée par un tel champ dynamo. / The solar tachocline remains the subject of vigorous ongoing research efforts. Understanding the dynamics of this thin layer at the interface between the radiative and convective zones is important to the overall understanding the Sun’s inner workings. Indeed, the presence of a tachocline plays a major role in most dynamo models that describe the generation of the solar magnetic field. Moreover, the differential rotation observed in the convection zone should spread in the radiation zone, where the rotation is uniform, so the tachocline should be much thicker than inferred from helioseismic inversions. The physical mechanism(s) responsible for confining the tachocline has not yet been identified with confidence, although many promising hypotheses have been put forth. One of these invokes the penetration of a dynamo magnetic field below the convective zone, leading to the suppression of the differential rotation in the tachocline through the action of magnetic stresses. We present here a simplified MHD model formulated in one spatial dimension, in order to test this fast tachocline scenario. We focus on two specific physical cases : one where the angular momentum transport is due to the viscosity and the other where radiative spreading dominates over viscosity. We carry out and analyze several simulations to determine under which physical conditions the confinement of the tachocline is possible via this scenario. The amplitude of the magnetic field penetrating the convective zone, the magnetic diffusivity, the viscosity and the thermal diffusivity all have a major impact on the results, and we conclude by determining under which parameters the tachocline could be confined by such a dynamo field.

Nous analysons les oscillations torsionnelles se développant dans une simulation magnétohydrodynamique de la zone de convection solaire produisant des champs magnétiques de type solaire (champs axisymétriques subissant des inversions de polarités régulières sur des échelles temporelles décadaires). Puisque ces oscillations sont également similaires à celles observées dans le Soleil, nous analysons les dynamiques zonales aux grandes échelles. Nous séparons donc les termes aux grandes échelles (force de Coriolis exercée sur la circulation méridienne et les champs magnétiques aux grandes échelles) de ceux aux petites échelles (les stress de Reynolds et de Maxwell). En comparant les flux de moments cinétiques entre chacune des composantes, nous nous apercevons que les oscillations torsionnelles sont maintenues par l’écoulement méridien aux grandes échelles, lui même modulé par les champs magnétiques. Une analyse d’échange d’énergie confirme ce résultat, puisqu’elle montre que seul le terme comprenant la force de Coriolis injecte de l’énergie dans l’écoulement. Une analyse de la dynamique rotationnelle ayant lieu à la limite de la zone stable et de la zone de convection démontre que celle-ci est fortement modifiée lors du passage de la base des couches convectives à la base de la fine tachocline s’y formant juste en-dessous. Nous concluons par une discussion au niveau du mécanisme de saturation en amplitude dans la dynamo s’opérant dans la simulation ainsi que de la possibilité d’utiliser les oscillations torsionnelles comme précurseurs aux cycles solaires à venir. / We study torsional oscillations developping in a magnetohydrodynamic simulation of the solar convective layers producing solar-like magnetic cycles (large-scale axisymmetric fields subjected to regular polarity reversals). Since these oscillations are similar to those observed in the Sun, we perform an analysis of large-scale zonal dynamics. We separate the large-scale terms (Coriolis force exerted on the meridional circulation and large-scale magnetic fields) from the small-scale contributions (Reynolds and Maxwell stresses). Upon comparing angular momentum fluxes between each of those components, we find that torsional oscillations are driven by the large-scale meridional flow, itself modulated by magnetic fields. An analysis of energy transfers confirms this result, where we see that only the Coriolis force term directly inputs energy in the flow. An analysis of angular momentum fluxes occuring at the interface between the stable and the convective zones shows that the local dynamics therein undergoes a complete shift in going from the base of the convective layers through the base of the thin tachocline developping just beneath it. We conclude by discussing the mechanism of amplitude saturation in the dynamo operating in the simulation and the possibility of using torsional oscillations as precursors to upcoming solar cycles.

Des observations récentes montrent que les jeunes étoiles en cours de formation éjectent de la matière à des dizaines de kilomètres par seconde, sous la forme de jets et flots impactant le milieu ambient dont l'effondrement est a l'origine de la formation stellaire. L'impact supersonique entre le jet et le nuage moléculaire parent de l'étoile génère un front de choc sous la forme d'un “bow-shock” se propageant dans le gaz interstellaire, et qui s'accompagne d'un choc en retour qui se propage le long du jet.<br /><br />La structure de ces chocs dépend de leur vitesse ainsi que des propriétés physiques du gaz dans lequel ils se propagent, et notamment de la valeur du champ magnétique local. Les simulations numériques de type magnétohydrodynamique de propagation de tels chocs permettent de contraindre les propriétés physiques et chimiques du gaz dans lequel est générée l'émission moléculaire. Les chocs interstellaires, stationnaires et non stationnaires sont ainsi modélisés, et des grilles de modèles sont construites, pour différentes plages de valeurs des paramètres préchocs qui sont aussi les paramètres d'entrée du code de choc, parmi lesquels la vitesse de choc, la densité préchoc, le champ magnétique, et l'âge des chocs dans le cas des chocs non stationnaires.<br /><br />L'émission de la molécule de dihydrogène est d'abord étudiée. En raison de son importance particulière (due à son importante densité ainsi qu'au rôle crucial joué en tant que refroidisseur du gaz et de partenaire de collision pour les espèces moléculaires), la population de ses niveaux est résolue à l'intérieur du code de choc, ainsi que son transfert de rayonnement. L'onde de choc modifie la composition chimique du gaz, dissociant partiellement ou totalement l'hydrogène moléculaire, qui est le principal agent refroidissant du gaz. Dans les régions où le dihydrogène subsiste, il est excité collisionnellement , générant ainsi de l'émission dans ses transitions rovibrationnelles et purement rotationnelles. Cette émission est en effet observée dans l'infrarouge par les satellites ISO (Infrared Space Observatory) et Spitzer. Les diagrammes d'excitation correspondants sont ensuite utilisés pour comparer les modèles aux observations existantes pour le flot bipolaire L1157, détecté autour d'une jeune protoétoile de Classe 0. Ces comparaisons confirment la nécessité d'un recours aux modèles de chocs non stationnaires pour interpréter les densités de colonne observées pour les niveaux de H2.<br /><br />De telles régions de chocs génèrent des conditions physiques et chimiques elles mêmes à l'origine d'une chimie particulière favorisant la formation de molécules caractéristiques telles que SiO, dont l'émission est alors observée dans les fenêtres infrarouge et submillimétrique (IRAM, CSO, JCMT). Le transfert de rayonnement de la molécule de SiO est simulée à l'aide d'un programme numérique reposant sur l'approximation LVG (Large Velocity Gradient). Ce programme est écrit, testé dans des conditions basiques, comparé à d'autres modèles de référence, puis utilisé en sortie du code de choc pour les modèles des grilles mentionnées plus haut. Les mécanismes d'émission des raies moléculaires sont ainsi étudiés, des digrammes d'intensité intégrée et des profils de raie sont alors produits. Des comparaisons avec les observations de la région L1157 sont effectuées indépendamment des résultats relatifs au dihydrogène, avec un bon accord pour des modèles de choc stationnaires et sous diverses hypothèses de répartition initiale du silicium dans les grains de poussière, et de l'oxygène dans la phase gazeuse. Enfin, l'émission de SiO est aussi étudiée dans le cadre de ces mêmes hypothèses dans les chocs non stationnaires. La comparaison simultanée des observations SiO et H2 est alors réalisée, c'est à dire leur ajustement par un même modèle de choc, avec des résultats encourageants.<br /><br />Pour compléter cette étude, l'émission de CO est aussi envisagée dans les modèles de chocs stationnaires et non stationnaires, et le monoxyde de carbone est ajouté à la liste des molécules dont la production et l'émission peuvent être modélisées par le même choc que H2 et SiO avec un accord satisfaisant, même si cet ajout ne génère pas de contrainte supplémentaire par rapport à ces deux molécules.